質子﹣質子鏈反應

質子﹣質子鏈反應是恆星內部將氫融合成氦的幾種核聚變反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。

克服兩個氫原子核之間的靜電斥力需要很大的能量，並且即使在太陽高温的核心中，平均也還需要10¹⁰年才能完成。由於反應是如此的緩慢，因此太陽迄今仍能閃耀着，如果反應稍為快速些，太陽早就已經耗盡燃料了。

通常，質子﹣質子熔合反應只有在温度（即動能）高到足以克服它們相互之間的庫侖斥力時才能進行。質子﹣質子反應是太陽和其它恆星燃燒產生能量來源的理論，是在1920年代由亞瑟·史坦利·艾丁頓主張和提出基本原則的。當時，太陽的温度被認為太低，以至於不足以克服庫侖障壁。直到量子力學發展之後，發現質子可以經由波函數的隧道，穿過排斥障礙而在比傳統預測為低的温度下進行聚變反應。 ^[1] 

氘也能經由罕見的pep（質子﹣電子﹣質子）反應（電子捕獲）產生：

在太陽，pep反應和pp反應的比率是1：400，但是pep反應產生的中微子擁有更高的能量：在pp反應的第一步產生的中微子能量是0.42MeV，而pep反應產生的中微子譜線能量集中在1.44MeV。

pep和pp反應可以被看成是相同的基本相互作用，以兩種不同的費曼圖表示。此處電子穿越到反應的右邊成為一個反電子，這在2006年NDM的網站圖中表示的是恆星內的質子﹣質子和電子捕獲鏈反應。 ^[1] 

3氦過程是3個氦原子核（α粒子）轉換成碳原子核的過程。

這種核聚變反應可以在超過一億K的高温和氦含量豐富的恆星內部迅速的發生。同樣的，它發生在較老年，經由質子-質子鏈反應和碳氮氧循環產生的氦，累積在核心的恆星。在核心的氫已經燃燒完後，核心將塌縮，直到温度達到氦燃燒的燃點。 ^[1]